* ionisering: Elementet kan være til stede, men dets elektroner ioniseres fuldstændigt. Ioniserede elementer producerer ikke de samme spektrale linjer som deres neutrale kolleger. For eksempel kan en meget varm stjerne have al sin brint helt ioniseret, hvilket betyder, at vi ikke ville se de sædvanlige brintlinjer i dets spektrum.
* lav overflod: Elementet kan være til stede, men i så lav overflod, at dets spektrale linjer er for svage til at detektere. Selv hvis et element er til stede, kan det være for fortyndet til at producere mærkbare spektrale linjer.
* linjeblanding: Spektrale linjer fra forskellige elementer kan overlappe hinanden. En linje fra et element kan muligvis skjules af en stærkere linje fra et andet element, hvilket gør det vanskeligt at skelne.
* linjeudvidelse: De spektrale linjer kan blive udvidet på grund af forskellige faktorer (som høj temperatur, tryk eller hurtig rotation), hvilket gør dem vanskelige at identificere.
Sammenfattende indebærer fraværet af en spektral linje ikke nødvendigvis fraværet af det tilsvarende element. Flere sofistikerede analyser, såsom at overveje den overordnede spektrale energidistribution og sammenligne med teoretiske modeller, er nødvendige for at bestemme sammensætningen af stjerner med større sikkerhed.
Sidste artikelFjerner jordens sti omkring solen nogensinde?
Næste artikelHvad kan du lære, når du observerer Chracteristics of Sun?